SETI: Stabilität und Entwicklung des inneren Rands proto-planetarer Scheiben

• Antragsteller: Dr. Mario Flock
• Fachliche Zuordnung: Astrophysik und Astronomie
• Förderung: Förderung seit 2023
• Projektkennung: Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) - Projektnummer 517644750

Trotz des großen Erfolgs der Exoplaneten in den letzten zwei Jahrzehnten, in denen mehr als drei Tausend Exoplanetensysteme entdeckt wurden, bleiben viele Fragen zu deren Entstehung offen. Eines der wichtigsten Ergebnisse der Kepler-Weltraumteleskop-Mission ist, dass viele Planetensysteme erdgroße und supererdgroße Planeten enthalten, die sehr nahe an ihrem stern kreisen. Dieses faszinierende Ergebnis führt zu den Fragen: Wie entstehen diese erdnahen Supererden? Die Frage, wie und wo diese Planeten entstehen, lässt sich nur beantworten, wenn man die frühe Entwicklung der inneren Scheibenregionen in protoplanetaren Scheiben versteht. Bisherige Modelle der inneren Scheibenregionen betonen die Konzentration von Staubkörnern , die sich am inneren Rand der 'dead-zone' befindet, dem Übergang zwischen einer sich stark viskos entwickelnden inneren Scheibe und einer weniger aktiven äußeren Scheibe. Bis heute haben sich die meisten dieser theoretischen Modelle auf strahlungshydrostatische Modelle konzentriert. Insbesondere für junge Scheiben ist jedoch das dynamische Zusammenspiel zwischen Akkretionsstress und Wärmeübertragung entscheidend. In diesem Fall kann sich der innere Rand der toten Zone aufgrund der von ihr selbst erzeugten Akkretionswärme nach außen bewegen, was zu Oszillationen der Lage des inneren Randes der toten Zone führt. Mit dem Projekt SETI wollen wir den aktuellen Stand der theoretischen Modelle für den inneren Rand protoplanetarer Scheiben weiterentwickeln, um die entscheidenden Fragen zu beantworten: Wie ist die zeitliche Entwicklung und Stabilität des inneren Rand der 'dead-zone'? Welchen Einfluss hat die Entwicklung des inneren Rand auf der Drift und Migration des festen Materials? Können die Variationen der Akkretionsrate die Akkretionsausbrüche erklären? Um diese Fragen zu klären, schlagen wir vor, langfristige hydrodynamische 2D-Strahlungssimulationen des inneren Rand der 'dead-zone' protoplanetarer Scheiben zu erstellen, durchzuführen und zu analysieren, einschließlich der Strahlungserwärmung, der viskosen Erwärmung und der mit der Opazität verbundenen Staubsublimation. Durch die Nachbearbeitung der Simulationsdaten können wir Schlüsselaspekte des Planetenbildungsprozesses erfahren. Wo konzentrieren sich die Staubkörnchen und wie ist die zeitliche Entwicklung der Stauboberflächendichte? Mit einer Lagrangeschen Staubmethode können wir etwas über der radialen Drift und den Bereich der Staubkonzentration während der Entwicklung des inneren Rand der 'dead-zone' erfahren. Darüber hinaus können wir die Planetenwanderungsrate aus dem Datensatz berechnen und bestimmen, wohin Proto-Planeten wandern oder sogar zum Stillstand kommen würden. Die Ergebnisse des SETI-Projekts werden nicht nur Aufschluss über das Entstehungs- und Entwicklungsszenario naher multiplanetarer Systeme geben, sondern auch eine Brücke zu den Beobachtungen von EXors, jungen Sternscheibensystemen, die Variationen in ihrer Akkretionsrate aufweisen, schlagen.

• DFG-Verfahren: Sachbeihilfen